A apresentação está carregando. Por favor, espere

A apresentação está carregando. Por favor, espere

Recentes Avanços sobre a Atividade Solar Adriana V. R. Silva CRAAM - Mackenzie IV Workshop: Nova Física no Espaço, 22/02/2005.

Apresentações semelhantes


Apresentação em tema: "Recentes Avanços sobre a Atividade Solar Adriana V. R. Silva CRAAM - Mackenzie IV Workshop: Nova Física no Espaço, 22/02/2005."— Transcrição da apresentação:

1 Recentes Avanços sobre a Atividade Solar Adriana V. R. Silva CRAAM - Mackenzie IV Workshop: Nova Física no Espaço, 22/02/2005

2 Sumário Atividade Solar Introdução: –Ciclo de atividade de 11 anos –Regiões ativas –Explosões e CMEs Avanços recentes: Explosões solares –Emissão no submm (SST) –Emissão em raio-X (RHESSI)

3 Solar Atmosphere Fotosfera: superfície até 300 km, T=5780 K, manchas solares Cromosfera: até 3,000 km acima da superfície, T= K Coroa: vários raios solares, T=2-4 million K, vento solar

4 Atividade Solar Devido ao campo magnético Duração de 11 anos Manifestações: –Manchas solares –Erupção de filamentos –Explosões solares –Ejeções de massas coronais

5 Atividade Solar Explosões solares: até J liberados em segundos, ocorrem em regiões ativas. Ejeções de massa coronal (CME): kg arremessados com centenas de km/s, J. Erupção de filamentos: ou proeminências, material frio ( K) suspenso por campos magnéticos acima de linhas neutras. Fonte de energia: reorganização de campos magnéticos. Periodicidade de 11 anos: maior ocorrência e intensidade em épocas de máximo solar.

6 Ciclo de atividade Obs. de manchas solares pelos chineses há 3000 anos. Estudo sistemático por Galileu a partir de 1610; periodicidade de 11 anos no número de manchas, explosões solares, ejeções de massa, brilho da coroa em raio-X; máximo > 100 manchas;

7 Ciclo de atividade

8 Manchas solares manchas escuras nas imagens do sol em luz visível; mais frias do que a superfície ao redor; regiões de altas concentrações de campo magnético;

9 Explosões solares Fenômenos mais energéticos ( J) e rápidos (até milisegundos) da coroa solar; emissão em todo espectro; Imp. Gradual PH mm

10 Explosão solar Súbita liberação de grandes quantidades de energia (segundos a minutos). aquece o plasma local acelera partículas até altas energias (elétrons até ~100 MeV e íons ~10 GeV) e produz grandes quantidades de radiação e partículas fonte de energia campo magnético

11 Aceleração de partículas Explosões solares Emissão decimétrica

12 Partículas propagando Explosões solares

13 e- aprisionados emissão rádio Explosões solares

14 Emissão raio X Emissão raio X Explosões solares

15 evaporação emissão raio-X mole Explosões solares

16 Liberação da energia no topo de arcos magnéticos;

17 CME Detectadas na década de 70 (OSO-7) por coronógrafos; CME tipo halo dirigidas para Terra; Ocorrem junto com erupção de proeminências (70%), explosões (40%), ou sozinhas; Grande fração da coroa envolvida na instabilidade e ejeção; Observação da diminuição da emissão raio-X e EUV é uma evidência da perda de matéria coronal material proveniente da baixa coroa.

18 CME Dois tipos de CME: Gradual: km/s, aceleração Impulsiva: km/s, desaceleração Grande influência na Terra.

19 Clima Espacial

20 Clima espacial Partículas energéticas, radiação, campos magnéticos e choques ao alcançar a Terra podem causar: perigo para astronautas no espaço; alteração nas órbitas de satélites; tempestades geomagnéticas; apagões da rede elétrica; alterações na ionosfera afetam as comunicações de longa distância comportamento errático de instrumentos de navegação alterações na camada de ozônio auroras

21 Explosões Solares (avanços recentes)

22 Rádio x Raio-X Evolução temporal em rádio similar a dos raios-X. os quais também são produzidos durantes as explosões; Emissão rádio de altas freqüências e raios-X são produzidos pela mesma população de elétrons acelerados; Emissão rádio produzida por diferentes mecanismos dependendo da freqüência: –Decimétrica: emissão coerente –Micro-ondas: giro-síncrotron –Mm e submm: giro-síncrotron+bremsstrahlung térmico

23 Telescópio Solar Submilimétrico (SST) Localização: Observatório CASLEO na Argentina (2500 m) 2 freqüências: –212 GHz (4 receptores) –405 GHz (2 receptores) Resolução temporal de 5 ou 40 ms Dedicado a obs. Solares.

24 Explosões em rádio de altas freqs (212 e 405 GHz) Emissão apresenta duas componentes: – bulk (minutos), cujo espectro é o prolongamento da radiação girosíncrotron observada em microondas; – pulsos (sub-segundos) com espectro crescente. Explosão gigantesca (4-nov-2003) – emissão bulk com espectro crescente – pico em freqs. THz.

25 Raio-X mole Micro-ondas Raio-X duro mm

26 04-nov-2003 flare Classificação GOES: X28 (maior explosão já detectada) Observada em raios-X, ultravioleta, H, micro-ondas and e submilimétrico pulsos de 1000 sfu com duração de ms espectro crescente até 405 GHz Kaufmann et al. (2004)

27 Micro-ondas 405 GHz 212 GHz Pulsos

28

29 Espectro rádio Nova componente THz

30 Pulsos de subsegundos Duração de 100 ms a 1 s. Taxa de ocorrência de e perfil temporal das amplitudes dos pulsos acompanham a evolução da emissão gradual (bulk). Espectro crescente rate amplitude bulk Raulin et al. (2003)

31 Pulsos x CME Explosão de 22/03/2000 Pulsos de 100 K com duração de 100 a 300 ms; Início dos pulsos coincide com o tempo de saída da ejeção de massa coronal (CME). Kaufmann et al. (2003)

32

33 RHESSI Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager Lançado em 5-fev-2002 Imagens de raios-X –Alta resolução espacial ( 2), espectral (1-5 keV) e temporal (10 ms) Espectro de raios-X e gama –3 keV a 15 MeV Objetivo: Explorar a física dos mecanismos de aceleração de partículas e liberação explosiva de energia em explosões solares.

34 Resultados recentes 181 publicações nos últimos 3 anos 1.1 a imagem de uma explosão solar em raios- ; 2.Movimento // das fontes X localizadas nos pés dos arcos magnéticos; 3.Movimento vertical de fontes coronais 4.Linhas de raios- de Fe, Mg, Si, Ne, C e O, resolvidas pela primeira vez em flares; 5.Microflares

35

36 X-Class Flare of 2002 July 23 00:27:20–00:43:20 UT GOES X4.8 Location: S13E72 (Lin et al. 2003)

37

38 Linhas raios- produzidas pela colisão nuclear de íons energéticos com a atmosfera solar MeV: linha de formação de deutério por captura de neutrons. centróide da emissão de MeV deslocado de 20 da emissão de MeV (bremsstrahlung de elétrons) diferença em aceleração e/ou propagação entre os elétrons e os íons acelerados em explosões solares. Explosão de 23-jul-2003 (TRACE+RHESSI) Primeira imagem em

39

40 Movimentos das fontes X 3+ fontes X > 30 keV: pés dos arcos magnéticos Uma das fontes move-se por 10 min ao longo dos pés da arcada de campos magnéticos. Velocidade do movimento das fontes associada com o fluxo da emissão X. Reconexão magnética: taxa alta de reconexão das linhas de campos magnéticos (maior velocidade dos footpoints) produzem mais elétrons energéticos por unidade de tempo e portanto maior emissão X.

41 Fonte coronal Sui & Holman 2003 Imagens (10-25 keV) Evolução da fonte coronal acima do topo do arco magnético: Separação Stationária ~ 2 mins Velocidade de 300 km/s 12-25keV keV

42 Stochastic Acceleration throughout the loop - Miller/Petrosian Loop-top source

43 π 0 Decay Nonthermal Bremsstrahlung Thermal Bremsstrahlung Espectro teórico de uma explosão solar Positron and Nuclear Gamma-Ray lines T = 2 x 10 7 K T = 4 x 10 7 K

44 RHESSI solar count spectrum from 11:06:20 – 11:10:04 on Oct. 28, 2003 (Smith et al. 2003) e + - e - n-capture bremsstrahlung narrow lines broad lines

45 23 July 2002 flare nuclear de-excitation lines (Smith et al. 2003)

46 Linhas Produzidas pela de-excitação de íons (C, O, Ne, Mg, Si, Fe); Resolvidas pela primeira vez; Redshift 0.1%-0.8% decrescendo com a massa do íon; Redshift maior do que o esperado para uma distribuição isotrópica de íons em um campo magnético radial => campo magnético inclinado de 40 o com relação à superfície.

47 47 Microflares 1 hora de obs. em 2-mai-2002 Pelo meno 7 eventos com emissão com energias > 3 keV Spectro na fase impulsiva (E>7 keV): térmico + lei-de-potência ( ~ 5-8) E~ erg Característica similares a das explosões normais.

48 Microflares de Regiões Ativas Krucker et al. 2002

49 Flares/Microflares em regiões ativas Distribuição de explosões tem um índice < 2, i.e. a energia fornecida pelas explosões solares não é suficiente para aquecer a coroa solar (e.g. Crosby et al. 1993, Shimizu et al. 1997) Mas e se a distribuição tiver uma inclinação maior para energias? aquecimento por microflares/ nanoflares


Carregar ppt "Recentes Avanços sobre a Atividade Solar Adriana V. R. Silva CRAAM - Mackenzie IV Workshop: Nova Física no Espaço, 22/02/2005."

Apresentações semelhantes


Anúncios Google